Comme la Terre, le Soleil possède un champ
magnétique. Si son intensité au niveau de chaque pôle
est assez proche de celle du champ magnétique terrestre, il en
va autrement au niveau des taches solaires : dans les régions
tachées existent des champs magnétiques 5 000 fois plus intenses
!
Les taches sont en effet souvent groupées par deux (= taches
bipolaires), l'une des taches jouant le rôle du pôle + et
l'autre le rôle de pôle -. Les astronomes se sont rendus
compte que c'est au niveau des taches solaires que les lignes du champ
magnétique solaire jaillissent et plongent sous la surface de
notre étoile.
Si les lignes de force du champ magnétique
ne sont pas directement visibles, par contre les jets de gaz brûlant
qui s'écoulent à l'intérieur de ces "tubes
magnétiques" sont facilement mis en évidence par les
télescopes professionnels.
La présence de ces puissants champs magnétiques crée une sorte
de barrière qui dévie les ions dans leur mouvement vers
la surface du Soleil. L'afflux de particules énergétiques
remontant des profondeurs du Soleil est donc moindre dans les régions
de champ magnétique élevé. La zone située sous la barrière
magnétique n'est plus alimentée énergétiquement alors qu'en surface elle
continue à évacuer de l'énergie comme les autres régions, ce qui provoque
un déficit énergétique relatif : moins d'énergie,
donc moins de chaleur, donc une atmosphère solaire plus froide... Ces
régions rayonnent moins de lumière et c'est pour cette raison
qu'elles apparaissent comme des taches sombres sur le disque solaire
brillant et qu'elles sont plus froides (3500° contre 5500° pour le reste
de la surface du Soleil).
En revanche l'énergie déviée sous la tache n'est
pas perdue pour autant car elle vient suralimenter les zones voisines
de la tache. En dehors des taches existent effectivement des champs magnétiques
dont l'intensité est près de dix fois moins élevée que dans les taches
solaires : champ magnétique moins intense, donc afflux plus abondant
de particules énergétiques, donc rayonnement plus important.
Ce sont les facules, plages plus brillantes et plus chaudes avoisinant
presque systématiquement les taches. Ces facules ont une particularité :
elles apparaissent postérieurement à la tache mais lui survivent quelques
temps. Le refroidissement apparaît donc comme plus rapide que la surchauffe.
Il existe bien quelques fois des taches sans qu'il y ait de facules dans
leur voisinage, et inversement des facules sans taches, mais la cause
de ces inhomogénéités fait encore l'objet de débats.
Les astronomes ont découvert que les facules apparaissent généralement à la
périphérie de structures résultant des mouvements de convection interne
qui agitent l'intérieur du Soleil. Ce lien apparent avec les mouvements
de convection indiquerait donc que les facules ont une origine superficielle.
La durée de vie des facules est de quelques heures et il en existe en
permanence sur le Soleil. Le schéma ci-dessous résume les
mouvements de plasma qui agitent les régions du Soleil situées
sous les taches et les facules : le plasma chaud en provenance des profondeurs
ne peut pas franchir la barrière magnétique. Le gaz de la tache, plus
froid (bleu foncé) et donc plus lourd, ne parvient pas à s'évacuer
et tend à s'enfoncer. A 4 500 km de profondeur, il rencontre le
gaz chaud (en rouge) venu des profondeurs. Ils sont alors évacués vers
les côtés pour former les facules.
Deux forces titanesques s'équilibrent
au sein du noyau du Soleil : la force de gravitation et la force radiative.
La force de gravitation est due à l'énorme masse du Soleil
et la force radiativeà la production d'énergie par les
explosions générées par les réactions de
fusion thermonucléaire au coeur de notre étoile
La masse gigantesque du Soleil est responsable de l'écrasante
densité (151,3 g/cm3) qui règne au coeur du noyau du Soleil. Cette
force de gravitation est responsable de nombreuses collisions entre les
atomes d'hydrogène qui vont fusionner, la fusion de 2 atomes d'hydrogène
en 1 atome d'hélium dégageant de l'énergie sous forme d'émission de photons
gamma, très énergétiques, et de neutrinos. C'est ainsi qu'au centre du
Soleil, chaque seconde, 600 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées
en hélium avec une perte de masse de 4 millions de tonnes transformées
en énergie ! A ce rythme, la masse totale perdue par le Soleil depuis
sa naissance représente 600 000 000 000 000 000 000 000 tonnes
soit à peu près 3/10 000 de sa masse. La transformation d'1 g d'hydrogène
en hélium produit 200 000 kWh. Ces violents phénomènes
font du noyau solaire une véritable fournaise : 15 000 000° K
! C'est cette énorme production de rayonnement électromagnétique qui
vient contrebalancer la force gravitationnelle.
Au-delà de 250 000 km de rayon commence la
zone radiative du Soleil, où la température descend à 6 000
000° K et la densité à 10 g/cm3. Les photons commencent à se frayer
tant bien que mal un chemin vers la surface, qu'ils atteindront au
bout de 1 à 10 millions d'années. A fur et à mesure qu'ils remontent
vers la surface, les photons interagissent avec le milieu gazeux qu'ils
rencontrent et perdent un peu d'énergie chaque fois qu'ils entrent
en collision avec l'un des atomes environnantS. Nos photons sont alors
réémis à des longueurs d'ondes de plus en plus grandes : de rayons
gammas, ils deviennent des rayons ultraviolets puis des rayons visibles
et infrarouges. Pour en savoir plus sur cette gigantesque partie
de billard atomique, consultez la page concoctée avec l'aide
de Serge Rochain, astronome amateur émérite, qui participe
régulièrement aux travaux du coronographe solaire de
l'observatoire du Pic du Midi.
Cette zone radiative franchie, les photons
arrivent dans la zone de convection, où ils vont rencontrer
un milieu de densité = 0.15 g/cm3 et d'une température de 2 000 000° K
et où ils vont être absorbés par la matière (cf les raies d'absorption
du spectre) qui les amènera par convection jusqu'à la photosphère.
Par convection, les astronomes entendent de vastes glissements de matière
gazeuse, le gaz chaud ayant tendance à remonter vers la surface
du Soleil pour libérer ses photons. Une fois le rayonnement
ainsi émis dans l'espace, le gaz se refroidit et replonge vers
les profondeurs du Soleil.
Le sommet de ces bulles de convection forme un réseau serré de
granulations en forme de grains de riz à la surface du Soleil,
un seul de ces grains pouvant atteindre la taille d'un pays comme l'Inde,
comme le montre le montage photo ci-dessous.
Si l'origine des facules semble bien se trouver dans les mouvements
de convection qui agitent les couches les plus superficielles de notre étoile,
par contre, il persiste encore bien des incertitudes quant à l'origine
des taches et du champ magnétique du Soleil. Pour certains astronomes,
les taches auraient pour origine les couches superficielles de l'enveloppe
gazeuse du Soleil, comme les facules. Pour d'autres spécialistes,
au contraire, seule une origine plus profonde est de nature à expliquer
les taches et le cycle de 11 ans qu'elles suivent.
Le champ magnétique solaire naîtrait au niveau
de la zone de transition entre la zone radiative et la zone de convection
(cette zone de transition est parfois appelée "tachocline"),
par rotation différentielle entre ces deux zones : cette rotation différentielle
entraînerait un frottement générateur d'un effet
dynamo, à l'origine du champ électromagnétique,
un peu comme le fait la dynamo d'un vélo par frottement sur
la roue.
Le schéma ci-dessous, publié sur le site
Internet de l'Académie
de Dijon explicite la théorie du cycle undécennal
des taches et des inversions du champ magnétique, telle que
l'a exposé W.M. Adams, astronome à l'observatoire Big
Bear des USA :
-
Primitivement orientées du sud au nord, les lignes
du champ magnétiquese rapprochent l'une de l'autre, sous l'action
de la rotation différentielle qui les étire progressivement le long
de l'équateur
-
L'intensité du champ magnétique augmente en conséquence
et, la pression magnétique l'emportant sur la pression gazeuse, les
tubes magnétiques émergent de la surface du Soleil (cf l'incrustation
supérieure du schéma) au niveau photosphérique sous la forme
de paires de taches
-
Les mouvements de convection associés à la granulation érode
le champ des taches de queue qui diffusent vers le pôle de polarité opposée
-
Les taches de tête se recombinent alors aux taches
de queue de paires situées plus à l'ouest ; les lignes de champ s'inversent
ainsi peu à peu ;
-
Les lignes de champ se déroulent de plus en plus
sous l'action de la rotation différentielle
-
Au bout de 11 ans, le champ magnétique s'est inversé partout.
Les lignes pointillées représentent les lignes de champ sous la photosphère.
Ce modèle explique correctement les faits constatés :
les taches apparaissent isolées ou par groupes de deux, séparées en longitude
mais ayant des latitudes voisines. On distingue une tache de tête et
une tache de queue, la première précédant la seconde au cours de la rotation
du Soleil ; ces taches ont des polarités magnétiques opposées. Au cours
d'un cycle de Schwabe, l'ordre d'apparition des polarités magnétiques
ne change pas pour un même hémisphère (cependant, d'un hémisphère à l'autre,
les polarités magnétiques sont inversées). Au cours du cycle suivant,
les polarités des taches de tête et des taches de queue s'inversent dans
chaque hémisphère. Après deux cycles de 11 ans successifs, les taches
retrouvent leur polarité initiale, portant ainsi à 22 ans la période
de l'activité magnétique du Soleil.
Lorsque le Soleil approche du moment de ce changement de polarité, l'activité est
minimale : les protubérances solaires sont plutôt rachitiques et il est
fréquent de ne pas apercevoir une seule tache à la surface du Soleil
pendant plusieurs jours, voire plusieurs semaines. Par contre, lors du
pic maximal d'activité du Soleil, les protubérances sont légion, les
taches se multiplient à la surface du Soleil et on assiste à de fréquentes éruptions
solaires, responsables d'aurores boréales sur Terre.
L'activité du Soleil à son minimum (à gauche)
et à son maximum (à droite)
Quant aux éjections de matière
coronale, elles seraient le fait de ruptures et de reconnexions brutales
du champ magnétique, laissant échapper dans l'espace de
vastes quantités de plasma
Les flux de particules ainsi éjectés produisent
le vent solaire, qui balaye tout le système solaire, et vient
ainsi nous protéger contre les dangereux rayons cosmiques issus
de notre galaxie. Cliquez sur l'image ci-dessus pour voir une animation
du satellite SOHO montrant le vent de particules ionisées émises
par le Soleil.
Dans les cas d'éjections les plus massifs, on assiste à une éruption
solaire, cette dernière expulsant dans l'espace d'énormes
quantités de plasma ionisé. Lorsque la Terre se trouve
sur le trajet de l'une de ces éruptions, les interactions avec
le champ agnétique terrestre donnent naissance à des aurores
polaires
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